Зарождение звезд
К середине XIX в. физики могли применить к звездам газовые законы и закон сохранения энергии. В 1902 г. молодой английский физик Джеймс Джинс (1877–1946) впервые исследовал уравнения движения газа с учетом гравитации и газового давления и нашел, что они имеют два решения.
Если плотность газа мала и его тяготение слабо, а нагрет он достаточно сильно, то в нем распространяются волны сжатия и разрежения — обычные звуковые колебания. Но если газ достаточно плотный или облако газа массивное и холодное, то тяготение побеждает газовое давление. Тогда первоначально однородная газовая среда будет разбиваться на сгустки (облака), а облако начнет сжиматься как целое, превращаясь в плотный газовый шар — звезду. Первая, еще очень грубая, теория образования звезд была создана в 1960–1970-х гг.
Около половины межзвездного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность в сотни раз больше, чем у облаков атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в облаках массой порядка массы Солнца и становится возможным формирование звезд.
Большинство молекулярных облаков зарегистрировано только по радиоизлучению. Ближайшие к нам области звездообразования — это темные (из-за наличия в них пыли, поглощающей свет) облака в созвездиях Телец и Змееносец. Подальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе.
Молекулярные облака устроены значительно сложнее, чем облака водяного пара в земной атмосфере. Снаружи они покрыты толстым слоем атомарного газа, поскольку проникающее туда излучение звезд разрушает хрупкие молекулы. Но находящаяся в наружном слое пыль поглощает излучение, и глубже, в темных недрах облака, газ почти полностью состоит из молекул. В разных частях облака плотность газа различается в 1000 раз (во столько же раз вода плотнее комнатного воздуха). Когда плотность облака (или отдельной его части) становится настолько большой, что гравитация преодолевает газовое давление, облако начинает неудержимо сжиматься (коллапсировать). Размер его уменьшается все быстрее и быстрее, а плотность растет. Небольшие неоднородности плотности в процессе коллапса усиливаются, и в итоге облако фрагментирует, т. е. распадается на части, каждая из которых продолжает самостоятельное сжатие.
При коллапсе возрастают температура и давление газа. Но пока облако прозрачно для собственного теплового излучения, оно легко остывает, и поэтому его температура не повышается и сжатие не прекращается. Большую роль в судьбе сжимающегося облака играет космическая пыль. Хотя по массе она составляет всего 1% межзвездного вещества, это очень важный его компонент. В темных облаках пылинки поглощают энергию газа и перерабатывают ее в инфракрасное излучение, которое легко покидает облако, унося излишки тепла. В процессе сжатия из-за увеличения плотности отдельных фрагментов облака газ становится менее прозрачным. Остывание затрудняется, и возрастающее давление останавливает коллапс. В будущем из каждого фрагмента образуется звезда, а все вместе они составят группу молодых звезд в недрах молекулярного облака.
Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах темных облаков, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики исследуют его теоретически, с помощью компьютерного моделирования. Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 106 раз, а плотность — в 1020 раз. Колоссальные изменения всех характеристик формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения ее эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но еще и не звезда. Поэтому его называют протозвездой.
Эволюция протозвезд
Эволюцию протозвезды можно разбить на три этапа. Уплотнение фрагмента облака — первый этап. За ним наступает этап быстрого сжатия, в начале которого радиус протозвезды примерно в миллион раз больше солнечного. В этот период она совершенно непрозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит излишки тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака. По мере сжатия протозвезда делается все менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа.
При достижении температурой значения в несколько тысяч градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре около 10 тыс. градусов атомы ионизуются. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку тепло все же понемногу уходит наружу, а иных источников энергии, кроме сжатия, у протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в ее недрах все увеличивается. Наконец температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, и начинаются термоядерные реакции. Выделяющееся при этом тепло полностью компенсирует охлаждение протозвезды с поверхности. Сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой.
